Звезды: их рождение, жизнь и смерть

Западногерманские астрофизики теоретически рассмотрели задачу о конденсации сферического газово-пылевого облака большой массы в звезду. Численные расчеты были проведены для значений масс 150, 50 и 20 M

. Как показывают эти расчеты, в конечном итоге эволюции на главную последовательность приходят звезды с массами 36, 17 и 12 M

соответственно, т. е. существенная часть первоначальной массы облака не конденсируется, а образует «протозвездные оболочки». Именно такие оболочки, эволюция которых рассчитывается, могут быть объектами исследования методами наблюдательной астрономии. Следовательно, открывается новый подход к основной проблеме звездной космогонии. Первоначальный радиус сжимавшихся облаков был принят

10¹⁸ см, причем облака считались невращающимися и лишенными магнитного поля, что, конечно, является значительным упрощением задачи. Тем не менее, результаты расчетов, как показывают наблюдения, довольно верно описывают различные стадии эволюции сжимающегося облака. Резюмируем эти результаты:

1. Спустя несколько сотен тысяч лет после начала сжатия облака и вскоре после того, как внутри сжимающегося облака образуется звездообразное, довольно горячее ядро, вокруг последнего возникает плотный, непрозрачный для оптических лучей газово-пылевой «кокон», внутренний радиус которого

(3—5)

10¹³ см, а внешний

10¹⁵ см. Температура наружных слоев «кокона»

500 К, и он, в принципе, мог бы наблюдаться как инфракрасный источник. Однако холодное вещество сжимающегося облака, находящееся снаружи от «кокона», непрозрачно к инфракрасным лучам. Наблюдатель никакого «кокона» внутри облака не увидит.

2. Мощное (

1000L

) инфракрасное излучение от «кокона» будет оказывать давление на газово-пылевую среду оболочки. По этой причине сжатие оболочки довольно быстро (через несколько десятков тысяч лет) остановит сжатие наружных слоев облака, которые после этого начнут расширяться. Таким образом, возникает наружная газово-пылевая оболочка или внешний «кокон», радиус которого

10⁷ см. В дальнейшем как внутренний, так и внешний «коконы» расширяются. Начиная с некоторого момента, толщина внешнего «кокона» настолько уменьшается, что через него видно инфракрасное излучение более компактного и горячего внутреннего «кокона». Поэтому внешний наблюдатель «увидит» в инфракрасных лучах компактный «горячий» источник (T

500 К — 1000 К), окруженный более протяженным и холодным (T

200 К) источником. Именно такая ситуация и наблюдается в некоторых случаях (например, в Орионе, см. выше).

3. До сих пор ионизованный газ находился только в малой области внутри внутреннего «кокона». Связанный с этим газом поток теплового радиоизлучения очень мал и не может быть наблюдаем. Однако по мере расширения толщина внутреннего кокона становится настолько малой, что через него начнет проходить ионизующее ультрафиолетовое излучение протозвезды. Таким образом, всего лишь за несколько тысяч лет внутри внешнего «кокона» образуется очень компактная H II область, окруженная холодным неионизованным газом. На этой фазе наблюдатель будет видеть весьма компактную Н II область, окруженную более протяженным инфракрасным источником. Такая комбинация источников также довольно часто наблюдается.

4. Образовавшаяся таким образом компактная Н II область быстро расширяется и довольно скоро достигнет внутренней границы внешнего «кокона». Наблюдатель увидит Н II область и инфракрасный источник с одинаковыми размерами.

Рис. 5.3: Различные фазы сжатия протопланетного облака.

5. После того как весь наружный «кокон» станет ионизованным, образуется компактная H II область нового типа, масса которой остается постоянной, а яркость радиоизлучения быстро уменьшается (см. более подробно об этом в § 13). Ионизационный фронт будет распространяться через окружающую протозвездное облако разреженную среду, образуя при этом обычную протяженную Н II область. Среднее время жизни таких H II областей (т. е. среднее время жизни обычных облаков Н II) по оценке проф. Мецгера (Бонн, ФРГ), много сделавшего в области радиоастрономических исследований процесса звездообразования, составляет примерно 5

10⁵ лет.

Набросанный сейчас «сценарий» образования звезд (см. рис. 5.3) позволяет сделать следующие, важные для наблюдательной астрономии выводы:

a. На самой ранней фазе «свободного падения» (для звезд класса О

10⁵ лет) сжимающееся протозвездное облако не наблюдаемо.

b. В течение следующих

10⁴ лет протозвезда может наблюдаться как инфракрасный источник. Никакой компактной области Н II при этом не наблюдается.

c. После того как протозвезда превратилась в звезду, т. е. «села» на главную последовательность, образуется расширяющаяся компактная H II область, окруженная внешним, сравнительно холодным «коконом». Эта фаза также длится около 10⁴ лет.

d. Последняя фаза — следы компактной Н II области (уже «выевшей» внешний «кокон»), окруженной протяженной областью сравнительно малой яркости, длится до миллиона лет.

Хотя положенная в основу расчетов модель, как уже подчеркивалось выше, весьма схематична, основные черты эволюции протозвездных облаков и звезды она, по-видимому, отражает верно, что доказывается ее хорошим согласием с большим количеством наблюдений, выполненных в последнее время, в частности, под руководством Мецгера в Бонне. Следует также не забывать, что расчеты, результаты которых рассматривались выше, относятся к весьма массивным протозвездным облакам. Можно, однако, предполагать, что для менее массивных звезд доля массы протозвездного облака, не конденсировавшегося в звезду, будет мала. Поэтому внешний «кокон» может и не образоваться и инфракрасное излучение сравнительно горячего внутреннего «кокона» не будет «экранировано».

В какой степени астрономические наблюдения подтверждают набросанный выше сценарий эволюции протозвездного облака? Прежде всего, требует наблюдательного подтверждения основная картина образования групп звезд в темных молекулярных облаках межзвездной среды. Генетическая связь зон Н II (окружающих молодые горячие массивные звезды) и темных молекулярных облаков известна уже давно: достаточно взглянуть на фотографии диффузных туманностей с включенными в них темными пятнами и другими протяженными деталями (см., например, рис. 2.2—2.3). Новейшие наблюдения существенно дополняют эту картину. Так, например, почти от всех зон H II обнаружено излучение в молекулярной линии СО

= 2,64 мм.

Это означает, что там имеется холодный молекулярный газ, являющийся «реликтом» первичного газово-пылевого облака, из которого образовались массивные горячие звезды и «порожденные» ими зоны Н II. В случае, если протозвезды закрыты плотным непрозрачным «коконом», последний переизлучает в инфракрасные кванты все поглощенное протозвездное излучение. Следовательно, измерив мощность инфракрасного источника, можно определить светимость находящейся внутри него невидимой из-за поглощения протозвезды. В ряде случаев мощность компактных инфракрасных источников достигает десятков и сотен тысяч солнечных светимостей, что указывает на наличие массивной протозвезды, которая превратится в звезду спектрального класса О. Следует подчеркнуть, что ассоциации компактных областей H II (представляющих, как было показано выше, более позднюю фазу развития протозвездных оболочек) и инфракрасных источников наблюдаются довольно часто.

Новейшие радиоастрономические исследования в этой области. широко используют наблюдения молекулярной радиолинии СО. В областях HII часто наблюдаются компактные области, в которых интенсивность этой линии повышена. Там находятся, следовательно, плотные конденсации холодного молекулярного газа, окруженные разреженной, горячей средой. Такие конденсации с массой порядка нескольких сотен M

, как правило, ассоциируются со скоплениями молодых звезд.

Так как время гравитационного сжатия массивных протозвезд сравнительно невелико, следует ожидать, что около них имеются остатки газово-пылевого облака, из которого они образовались. Речь идет о «протозвездных оболочках», рассмотренных теоретически выше. В случае, когда звезды классов А и В имеют в своих спектрах наряду с линиями поглощения также линии излучения (класс таких звезд обозначается Ae и Be), можно подозревать, что они являются звездами типа Т Тельца (см. ниже), т. е. протозвездами. И вот, оказывается, что в большинстве случаев такие звезды окружены компактными молекулярными облаками, в которых усилена радиолиния СО

= 2,64 мм. Из наблюдений следует также, что эти «околозвездные» облака значительно плотнее и горячее обычных молекулярных облаков, встречающихся в межзвездной среде. Наличие околозвездных плотных облаков следует также из наблюдений рекомбинационной радиолинии углерода. Дело в том, что радиус зоны H II звезды класса В, находящейся внутри плотного облака, мал, между тем как излученных этой звездой квантов в области длин волн 912 A <

< 1101 A. (граница ионизации углерода) оказывается достаточно, чтобы образовать довольно протяженную зону ионизации углерода, обилие атомов которого в тысячи раз меньше, чем водорода.